En astronomía , la masa mínima es la masa calculada del límite inferior de los objetos observados como planetas , estrellas y sistemas binarios , [1] nebulosas , [2] y agujeros negros .
Derecha : En este caso, ninguno de los movimientos de la estrella se realiza a lo largo de la línea de visión del espectador y el método de espectroscopia Doppler no detectará el planeta en absoluto.
La masa mínima es una estadística ampliamente citada para los planetas extrasolares detectados por el método de velocidad radial o espectroscopia Doppler, y se determina utilizando la función de masa binaria . Este método revela los planetas midiendo los cambios en el movimiento de las estrellas en la línea de visión , por lo que las inclinaciones orbitales reales y las masas reales de los planetas generalmente se desconocen. [3] Esto es el resultado de la degeneración sin i .
Si se puede determinar la inclinación i , la masa verdadera se puede obtener a partir de la masa mínima calculada utilizando la siguiente relación:
Exoplanetas
Orientación del tránsito a la Tierra
![](http://wikiimg.tojsiabtv.com/wikipedia/commons/thumb/9/95/Orbital_elements.svg/220px-Orbital_elements.svg.png)
La mayoría de las estrellas no tendrán sus planetas alineados y orientados de modo que se eclipsen sobre el centro de la estrella y le den al espectador en la Tierra un tránsito perfecto. Es por esta razón que cuando a menudo solo podemos extrapolar una masa mínima cuando vemos el bamboleo de una estrella, porque no conocemos la inclinación y, por lo tanto, solo podemos calcular la parte que tira de la estrella en el plano de la esfera celeste.
Para cuerpos en órbita en sistemas planetarios extrasolares , una inclinación de 0 ° o 180 ° corresponde a una órbita frontal (que no puede ser observada por velocidad radial), mientras que una inclinación de 90 ° corresponde a una órbita de borde (para la cual el la masa verdadera es igual a la masa mínima). [4]
Los planetas con órbitas muy inclinadas a la línea de visión desde la Tierra producen oscilaciones visibles más pequeñas y, por lo tanto, son más difíciles de detectar. Una de las ventajas del método de velocidad radial es que la excentricidad de la órbita del planeta se puede medir directamente. Una de las principales desventajas del método de velocidad radial es que solo puede estimar la masa mínima de un planeta (). Esto se llama degeneración Sin i . La distribución posterior del ángulo de inclinación i depende de la verdadera distribución de masa de los planetas. [5]
Método de velocidad radial
Sin embargo, cuando hay varios planetas en el sistema que orbitan relativamente cerca entre sí y tienen suficiente masa, el análisis de estabilidad orbital permite restringir la masa máxima de estos planetas. El método de velocidad radial se puede utilizar para confirmar los hallazgos realizados por el método de tránsito . Cuando se combinan ambos métodos, se puede estimar la masa verdadera del planeta .
Aunque la velocidad radial de la estrella solo da la masa mínima de un planeta, si las líneas espectrales del planeta se pueden distinguir de las líneas espectrales de la estrella, entonces se puede encontrar la velocidad radial del planeta en sí, y esto da la inclinación de la órbita del planeta. Esto permite medir la masa real del planeta. Esto también descarta los falsos positivos y también proporciona datos sobre la composición del planeta. El problema principal es que dicha detección solo es posible si el planeta orbita alrededor de una estrella relativamente brillante y si el planeta refleja o emite mucha luz. [6]
El término masa verdadera es sinónimo del término masa , pero se utiliza en astronomía para diferenciar la masa medida de un planeta de la masa mínima que se suele obtener mediante técnicas de velocidad radial. [7] Los métodos utilizados para determinar la masa verdadera de un planeta incluyen medir la distancia y el período de uno de sus satélites , [8] técnicas avanzadas de astrometría que utilizan los movimientos de otros planetas en el mismo sistema estelar , [7] que combinan la velocidad radial técnicas con observaciones de tránsito (que indican inclinaciones orbitales muy bajas), [9] y combinación de técnicas de velocidad radial con mediciones de paralaje estelar (que también determinan inclinaciones orbitales). [10]
Uso de la función seno
![](http://wikiimg.tojsiabtv.com/wikipedia/commons/thumb/8/8f/Unit_circle.svg/220px-Unit_circle.svg.png)
En trigonometría , un círculo unitario es el círculo de radio uno centrado en el origen (0, 0) en el sistema de coordenadas cartesianas .
Deje que una línea que pasa por el origen, formando un ángulo de θ con la mitad positiva del eje x , interseque el círculo unitario. Las x - y Y coordenadas x de este punto de intersección son igual a cos ( theta ) y sen ( theta ) , respectivamente. La distancia del punto desde el origen es siempre 1.
![](http://wikiimg.tojsiabtv.com/wikipedia/commons/thumb/3/3b/Circle_cos_sin.gif/300px-Circle_cos_sin.gif)
Estrellas
Con una masa de solo 93 veces la de Júpiter ( M J ), o .09 M ☉ , AB Doradus C , compañera de AB Doradus A, es la estrella más pequeña conocida que experimenta fusión nuclear en su núcleo. [11] Para las estrellas con metalicidad similar a la Sun, la masa mínima teórica la estrella puede tener, y todavía someterse a fusión en el centro, se estima que es aproximadamente 75 M J . [12] [13] Cuando la metalicidad es muy baja, sin embargo, un reciente estudio de las estrellas más débiles encontró que el tamaño mínimo de la estrella parece ser alrededor del 8,3% de la masa solar, o alrededor de 87 M J . [13] [14] Los cuerpos más pequeños se denominan enanas marrones , que ocupan un área gris mal definida entre las estrellas y los gigantes gaseosos .
Referencias
- ^ Kuchner, Marc J. (septiembre de 2004). "Una nebulosa extrasolar de masa mínima". El diario astrofísico . La Sociedad Astronómica Estadounidense. 612 (2): 1147-1151. arXiv : astro-ph / 0405536 . Código Bibliográfico : 2004ApJ ... 612.1147K . doi : 10.1086 / 422577 .
- ^ B. Arbutina (junio de 2007). "La relación de masa mínima de los sistemas binarios de tipo W UMa" . Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 377 (4): 1635–1637. Código bibliográfico : 2007MNRAS.377.1635A . doi : 10.1111 / j.1365-2966.2007.11723.x .
- ^ Rothery, David A .; Gilmour, Iain; Sephton, Mark A. (marzo de 2018). Introducción a la astrobiología . págs. 234-236. ISBN 9781108430838.
- ^ Fleisch, Daniel; Kregenow, Julia (29 de agosto de 2013). Una guía del estudiante sobre las matemáticas de la astronomía . págs. 97–101. ISBN 9781107610217.
- ^ Stevens, Daniel J .; Gaudí, B. Scott (2013). "A Probabilidades de tránsito posteriori". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 125 (930): 933–950. arXiv : 1305.1298 . Código bibliográfico : 2013PASP..125..933S . doi : 10.1086 / 672572 .
- ^ Rodler, Florian; López-Morales, Mercedes; Ribas, Ignasi (2012). "Pesando el Júpiter caliente no en tránsito Tau BOO b". El diario astrofísico . 753 (1): L25. arXiv : 1206.6197 . Código bibliográfico : 2012ApJ ... 753L..25R . doi : 10.1088 / 2041-8205 / 753/1 / L25 .
- ^ a b "Los astrónomos del Observatorio McDonald descubren un planeta del tamaño de Neptuno con el telescopio Hobby-Eberly" . Universidad de Texas en Austin . 31 de agosto de 2004. Archivado desde el original el 13 de febrero de 2007 . Consultado el 4 de septiembre de 2007 .
- ^ Brown, Michael E .; Schaller, Emily L. (15 de junio de 2007). "La masa del planeta enano Eris". Ciencia . 316 (5831): 1585. Bibcode : 2007Sci ... 316.1585B . doi : 10.1126 / science.1139415 . PMID 17569855 .
- ^ "¿Cómo sabemos la densidad de algunos planetas extrasolares?" . ¿Tienes curiosidad por la astronomía ?. Archivado desde el original el 12 de octubre de 2007 . Consultado el 8 de septiembre de 2007 .
- ^ Han, Inwoo; Black, David C .; Gatewood, George (2001). "Misas astrométricas preliminares para los compañeros planetarios extrasolares propuestos" . Las cartas de la revista astrofísica . 548 (1): L57 – L60. Código Bibliográfico : 2001ApJ ... 548L..57H . doi : 10.1086 / 318927 .
- ^ "Weighing the Smallest Stars" , Comunicado de prensa del European Southern Observatory , ESO: 2, 1 de enero de 2005, Bibcode : 2005eso..pres .... 2. , consultado el 13 de agosto de 2006 .
- ^ Boss, Alan (3 de abril de 2001), Are They Planets or What? , Carnegie Institution of Washington, archivado desde el original el 28 de septiembre de 2006 , consultado el 8 de junio de 2006 .
- ^ a b Shiga, David (17 de agosto de 2006), Corte masivo entre estrellas y enanas marrones revelado , New Scientist , archivado desde el original el 14 de noviembre de 2006 , recuperado el 23 de agosto de 2006 .
- ^ Hubble vislumbra las estrellas más débiles , BBC , 18 de agosto de 2006 , consultado el 22 de agosto de 2006 .